Răspuns:
O prăbușire masivă a miezului de fier necesită transformarea protonilor în neutroni, ceea ce conduce la emisii de neutrini.
Explicaţie:
Un nucleu de fier al unei stele masive trebuie să reziste prăbușirii sub gravitate. Când nucleul suferă reacții de fuziune, acesta rezistă colapsului gravitațional. Odată ce fuziunea se oprește, colapsul de bază este oprit prin presiunea de degenerare a electronilor. Acesta este în mod efectiv principiul excluziunii Pauli, care interzice ca doi electroni să fie în aceeași stare cuantică.
Dacă miezul are o masă de aproximativ 1,4 mase solare, presiunea de degenerare electronică nu mai poate opri colapsul gravitațional. Miezul în această etapă se prăbușește într-o stea neutronică.
Pentru ca neutronul să formeze electroni și protoni se combină pentru a deveni neutroni. Pentru a păstra numerele de baryon, un neutrino este emis în acest proces.
Prin urmare, formarea unei stele neutronice produce un număr mare de neutrini.
Care sunt diferențele semnificative dintre viața și eventuala soartă a unei vedete masive și a unei stele de dimensiuni medii, cum ar fi soarele?
Există o mulțime! Această ilustrație este perfectă pentru a răspunde la întrebarea dvs.
Densitatea nucleului unei planete este rho_1, iar cea a cochiliei exterioare este rho_2. Raza nucleului este R și cea a planetei este 2R. Câmpul gravitațional la suprafața exterioară a planetei este același ca la suprafața miezului, care este raportul rho / rho_2. ?
3 Să presupunem că masa miezului planetei este m și că cea a cochiliei exterioare este m 'Deci câmpul de pe suprafața miezului este (Gm) / R ^ 2 Și pe suprafața carcasei va fi (G (m + m ') / (2R) ^ 2 Având în vedere că ambele sunt egale, deci (Gm) / R ^ 2 = (Gm + m') / m 'sau m' = 3m Acum, m = 4/3 pi R ^ 3 rho_1 (mas = densitate volum *) și m '= 4/3 pi ((2R) / 3 pi 7R ^ 3 rho_2 Prin urmare, 3m = 3 (4/3 pi R ^ 3 rho_1) = m '= 4/3 pi 7R ^ 3 rho_2 Astfel rho_1 = 7/3 rho_2 sau (rho_1) / rho_2 ) = 7 / 3-
Care este diferența în soarta unei stele mici și a unei stele foarte masive?
Soarele se va transforma într-un pitic alb. O secvență principală Star asemănătoare soarelui nostru își va arde lent combustibilul pe întreaga sa viață. În prezent, soarele se alimentează cu hidrogen la Helium. Ea a făcut acest lucru pentru aproximativ 4,5 miliarde de ani și va continua să ardă Hidrogenul în următorii 4,5 miliarde de ani până când nu ar mai putea arde hidrogenul și tot ceea ce rămâne în centrul său este Helium. În acest moment, Soarele își va extinde straturile exterioare transformându-se într-un Red-Giant. În această etapă, Soarele va a